75-130 - El Universo

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2. EL UNIVERSO 
 
Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se refiere 
al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este mundo se va 
ampliando. La educación en Astronomía contribuye a su conocimiento. 
 
El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho, todavía lo es, aunque 
sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o religiosas del pasado, hasta 
los actuales medios científicos y técnicos de que disponen los astrónomos, hay un gran salto 
cualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a partir de la segunda mitad del siglo XX. 
 
Quedan numerosas cosas por descubrir, pero… es que el Universo es enorme, o nosotros 
demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje sencillo y sin 
alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del Universo. 
 
 
2. Nosotros, nuestro Planeta en el Universo 
El Universo es el conjunto que forman los cuerpos celestes y el espacio 
interestelar que los rodea (fig. 2.1). Según la Teoría del Big Bang, el mismo nació 
a través de una súbita expansión, parecida a una explosión que se produjo hace 
aproximadamente 15 mil millones de años. Esto generó, espacio, materia (en 
forma de gas, principalmente en hidrógeno y en menor medida de helio) y 
energía (luz y calor). La teoría del Big Bang explica cómo se formó1. 
El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor 
tamaño llamadas super cúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no 
sabemos con exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada 
tecnología disponible en la actualidad. La materia no se distribuye de manera 
uniforme, sino que se concentra en lugares concretos: galaxias, estrellas, 
planetas... Sin embargo, el 90% del Universo es una masa oscura, que no 
podemos observar. Por cada millón de átomos de hidrógeno los 10 elementos 
más abundantes son: 
Símbolo Elemento químico Átomos 
H Hidrógeno 1.000.000 
He Helio 63.000 
O Oxígeno 690 
C Carbono 420 
N Nitrógeno 87 
Si Silicio 45 
Mg Magnesio 40 
Ne Neón 37 
Fe Hierro 32 
 
1 Sostiene que, hace unos 15.000 millones de años, la materia tenía una densidad y una temperatura infinitas. 
Hubo una explosión violenta y, desde entonces, el Universo va perdiendo densidad y temperatura. El Big Bang 
es una singularidad, una excepción que no pueden explicar las leyes de la física. Podemos saber qué pasó 
desde el primer instante, pero el momento y tamaño cero todavía no tienen explicación científica. 
 
 
 
 
 
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S Azufre 16 
2.1. Observación del Cosmos 
Desde sus orígenes, la especie humana ha 
observado el cielo. Primero, directamente, después 
con instrumentos cada vez más potentes. Las 
antiguas civilizaciones agrupaban las estrellas 
formando figuras. 
Nuestras constelaciones se inventaron en el 
Mediterráneo oriental hace unos 2.500 años. 
Representan animales y mitos del lugar y la época. 
La gente creía que los cuerpos del cielo influían la 
vida de reyes y súbditos. 
El estudio de los astros se mezclaba con 
supersticiones y rituales (fig. 2.2). 
Las constelaciones que acompañan la 
trayectoria del Sol, la Luna y los planetas, en la 
franja llamada zodíaco, nos resultan familiares: 
Aries, Tauro, Géminis, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, 
Escorpión, Sagitario, Capricornio, Acuario y 
Piscis. 
A principios del siglo XVII se inventó el telescopio. Primero se utilizaron lentes, 
después espejos, también combinaciones de ambos. Actualmente hay 
telescopios de muy alta resolución, como el VLT, formado por cuatro telescopios 
sincronizados (fig. 2.3). 
El telescopio espacial Hubble (HST), situado en 
órbita, captura y envía imágenes y datos sin la 
distorsión provocada por la atmósfera. Los 
radiotelescopios detectan radiaciones de 
diferentes longitudes de onda. Trabajan en 
grupos utilizando la técnica llamada 
interferometría. 
La fotografía, la informática, las comunicaciones y, en general, los avances 
técnicos de los últimos años han ayudado muchísimo a la astronomía. Gracias a 
los espectros (descomposición de la luz) se conoce información detallada sobre 
la composición química de un objeto. 
También se aplica al conocimiento del Universo. Un hallazgo reciente, las lentes 
gravitacionales, aprovechan el hecho de que los objetos con masa pueden 
desviar los rayos de luz. Si se localiza un grupo de cuerpos con la configuración 
apropiada, actúa como una lente potentísima y muestra, en el centro, objetos 
distantes que no podríamos ver (fig. 2.4). 
Fig.2.1 
Fig. 2.2 
Fig 2.3, 2.4 
 
 
 
 
 
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2.2. Las Constelaciones 
Las estrellas que se pueden observar en una noche clara forman determinadas 
figuras que llamamos "constelaciones" y que sirven para localizar más fácilmente 
la posición de los astros. 
En total, hay 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y 
que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. 
Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que 
comprenden los grupos de estrellas con nombre. 
Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen señalan que las 
constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron 
el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua 
de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco 
en 12 signos iguales hacia el 450 a.C. 
Las actuales constelaciones del hemisferio norte se diferencian poco de las que 
conocían los caldeos y los antiguos egipcios. Homero y Hesíodo mencionaron 
las constelaciones y el poeta griego Arato de Soli, dio una descripción en verso 
de 44 constelaciones en su Phaenomena. 
Tolomeo, astrónomo y matemático griego, en el Almagesto, describió 48 
constelaciones, de las cuales, 47 se siguen conociendo por el mismo nombre. 
Muchas otras culturas agruparon las estrellas en constelaciones, aunque no 
siempre se corresponden con las de Occidente. Sin embargo, algunas 
constelaciones chinas se parecen a las occidentales, lo que induce a pensar en 
la posibilidad de un origen común. 
A finales del siglo XVI, los primeros exploradores europeos de los mares del Sur 
trazaron mapas del hemisferio austral. El navegante holandés Pieter Dirckz 
Keyser, que participó en la exploración de las Indias orientales en 1595 añadió 
nuevas constelaciones. 
Más tarde fueron añadidas otras constelaciones del hemisferio sur por el 
astrónomo alemán Johann Bayer, que publicó el primer atlas celeste extenso. 
Muchos otros propusieron nuevas constelaciones, pero los astrónomos 
acordaron finalmente una lista de 88. No obstante, los límites de las 
constelaciones siguieron siendo tema de discusión hasta 1930, cuando la Unión 
Astronómica Internacional fijó dichos límites. 
Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el 
genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este 
sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella 
Algol, en la constelación Perseo, se le llama Beta Persei. 
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el 
plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las 
 
 
 
 
 
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constelaciones delZodíaco. 
Además de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el 
hemisferio sur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras 
constelaciones permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia 
como, por ejemplo, los polos celestes. 
La mayor constelación de la esfera celeste es la de Hydra, que contiene 68 
estrellas visibles a simple vista. La Cruz del Sur, por su parte, es la constelación 
más pequeña. 
 
2.3. Medidas del Universo. Conceptos básicos 
Masa: es la cantidad de materia de un objeto. 
Volumen: es el espacio ocupado por un objeto. 
Densidad: se calcula dividiendo la masa de un objeto por su volumen. 
Temperatura: la cantidad de calor de un objeto. La temperatura más baja posible 
en el Universo es de 273 ºC bajo cero (0º Kelvin), que es no tener ningún tipo de 
energía. 
 
Unidades para medir distancias 
Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. 
Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se 
pueden medir directamente. Para medir la distancia hasta las estrellas próximas 
se utiliza la técnica del paralaje. Se trata de medir el ángulo que forman los 
objetos lejanos, la estrella que se observa y la Tierra, en los dos puntos opuestos 
de su órbita alrededor del Sol. 
El diámetro de la órbita terrestre es de 300 millones de km. Utilizando la 
trigonometría se puede calcular la distancia hasta la estrella. Esta técnica, sin 
embargo, no sirve para los objetos lejanos, porque el ángulo es demasiado 
pequeño y el margen de error, muy grande. 
El brillo de los astros: El brillo (magnitud estelar) es un sistema de medida en 
que cada magnitud es 2,512 veces más brillante que la siguiente. Una estrella de 
magnitud 1 es 100 veces más brillante que una de magnitud 6. Las más 
brillantes tienen magnitudes negativas. Únicamente hay 20 estrellas de magnitud 
igual o inferior a 1. La estrella más débil que se ha podido observar tiene una 
magnitud de 23. 
Declinación: es la medida, en grados, del ángulo de un objeto del cielo por 
encima o por debajo del ecuador celeste. Cada objeto describe un "círculo de 
declinación" aparente. La distancia, en horas, desde éste hasta el círculo de 
referencia (que pasa por los polos y la posición de la Tierra al inicio de la 
 
 
 
 
 
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primavera) es la ascensión del objeto. Combinando la ascensión, la declinación y 
la distancia se determina la posición relativa a la Tierra de un objeto. 
Longitud de onda: es la distancia entre dos crestas de ondas luminosas, 
electromagnéticas o similares. 
A menor longitud, mayor 
frecuencia. Su estudio aporta 
muchos datos sobre el espacio 
(fig. 2.5)2. 
 
Medidas del Universo 
 
Unidad Concepto equivalencia 
Unidad astronómica 
(ua) 
Distancia media entre la Tierra y el Sol. No 
se utiliza fuera del Sistema Solar. 
 149.600.000 km 
Año luz 
Distancia que recorre la luz en un año. Si 
una estrella está a 10 años luz, la vemos tal 
como era hace 10 años. Es la más práctica. 
 9.46 billones de km 
63.235,3 ua 
Pársec 
(paralaje-segundo) 
Distancia de un cuerpo que tiene una 
paralaje de 2 segmentos de arco. La más 
"científica". 
 30,86 billones de km 
3,26 años luz 
206.265 ua 
 
 
 
 
2.4 Las estrellas del Universo 
Después de millones de años se formaron las primeras estrellas (fig. 2.6 y 2.7), 
astros con luz propia, que al agruparse dieron origen a las galaxias. La Vía 
Láctea es “nuestra galaxia”, en ella se localiza el Sistema Solar. 
A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a 
concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y 
presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares 
que liberan energía y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño 
de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al 
espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa. 
Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del 
momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y 
comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, 
púlsares, agujeros negros... 
 
2 Fuentes: http://www.astromia.com/universo/index.htm; 
 http://www.google.com.ar/imgres?imgurl=http://4.bp.blogspot.com/ -http://www.nasa.gov/home/index.html 
 http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/main/index.html -http://www.noao.edu/news/2011/pr1108.php. 
 http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/kepler21b. 
 
Fig. 2.5 
 
 
 
 
 
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Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten 
luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones 
nucleares. 
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos 
luminosos muy pequeños y sólo de noche porque están a enormes distancias de 
nosotros. Parecen estar fijas manteniendo la misma posición relativa en los 
cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a 
distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de 
los siglos. 
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha 
calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se 
pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina 
atmosférica, sobre todo cerca del horizonte y la pálida luz del cielo. 
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la 
galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. 
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada 
fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una 
corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las 
áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, 
probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido 
comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría. 
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, 
pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una 
temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar 
reacciones termonucleares. 
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad 
variable de elementos más pesados. 
La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro 
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del 
Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los 
componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de 
kilómetros de la Tierra (fig. 2.8). 
Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que 
sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene 
un brillo real igual al de nuestro Sol. Alpha Centauri, también llamada Rigil 
Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri 
aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la 
convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur. 
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas 
más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 
 
 
 
 
 
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1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodode 80 años. 
La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y 
gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón 
de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya 
que es la estrella más cercana al Sistema Solar. 
Evolución de las estrellas 
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula 
una gran cantidad de materia en un lugar del espacio (fig. 2.9). “Se comprime y 
eleva su temperatura hasta dar lugar a una reacción termonuclear. La materia 
original sufre transformaciones y en el proceso se libera energía. La velocidad de 
esta fusión es directamente proporcional a la cantidad de masa de la estrella. 
Cuanto más masiva es la estrella, más rápidamente consuma la fusión” (aporte 
de J. Álvarez García). 
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de 
estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones 
demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular 
en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más 
frías. 
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en 
el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-
Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las 
estrellas gigantes y enanas antes mencionadas. 
La vida de una estrella 3 
a) Nube de gas 
Para que exista una estrella debe haber, previamente, una nube de gas 
esparcido por el espacio (fig. 2.10). En los tiempos juveniles del universo, esas 
nubes estaban formadas, casi exclusivamente, por Hidrógeno con vestigios de 
Helio. 
Las primeras estrellas se originaron al ir actuando la gravedad sobre enormes 
extensiones de gas frío y de escasa densidad. A través de millones de años, los 
átomos de hidrógeno (H) y sus moléculas (H2) fueron agrupándose y formando 
una nube giratoria de menor extensión y en consecuencia mayor densidad que la 
original. 
Por la acción gravitatoria, en el centro de la nube la densidad del gas creció más 
rápidamente que en la periferia. La consecuencia fue un incremento de la 
presión y la temperatura. Toda esa enorme cantidad de materia se encontraba, 
como se ha dicho, en estado gaseoso, que con el líquido y el sólido son los tres 
estados físicos que a todos nos resultan familiares. 
 
3 Se agradece la contribución de J. Álvarez García en este ítem y en la lectura general del presente capítulo. 
 
 
 
 
 
 
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Ese gas resulta bastante transparente para la radiación, de modo que la energía 
térmica generada por la presión se disipaba en el espacio en su mayor parte. No 
obstante, la gravedad seguía actuando e incrementando la presión y la 
temperatura del núcleo de la nube. Al alcanzar unos 2000o Kelvin, las moléculas 
comenzaron a romperse y el gas quedaba formado por átomos libres. 
Luego de unos pocos cientos de miles de años, la temperatura del núcleo 
llegaba a unos 6000o K y los electrones de los átomos de H alcanzaban un nivel 
energético que hacía que escapasen de sus órbitas en torno a los núcleos. Los 
átomos se transformaron así en iones, esto es, en este caso: núcleos atómicos 
desprovistos de electrones, ya que éstos quedaron libres. 
 La materia del núcleo había dejado de ser un gas para estar en un nuevo estado 
físico: el plasma. Y la nube total había dejado de ser tal para transformarse en 
una protoestrella. Un cuerpo giratorio más o menos esférico (según su velocidad 
de giro), que comenzaba a brillar con una débil luz rojiza. En ese momento una 
estrella similar a nuestro sol, tendría un diámetro exterior aproximadamente igual 
al de nuestro sistema solar completo. 
b) Protoestrella 
Este es en realidad el comienzo de la historia de una estrella. Se puede decir 
que esa historia se reduce a una lucha a muerte contra la gravedad que le ha 
“dado vida” pero que trata de aplastarla y que, irremediablemente, la llevará a un 
final por agotamiento, como una esfera inerte y oscura o, si su masa es poco 
más del doble de la del Sol, a un espectacular colapso. 
El plasma que forma el núcleo de la protoestrella es mucho menos transparente 
a la radiación que el gas, de modo que los fotones producidos por la presión que 
va elevando la temperatura tienen cierta dificultad para alcanzar el exterior. 
Eso produce un incremento en la velocidad con que aumentan la temperatura y 
la presión, con lo que el núcleo tiende a expandirse. Pero, algo se lo impide. 
Es la nube gaseosa que lo rodea. Bajo la acción gravitatoria, el gas continúa 
comprimiéndose y aplastando el núcleo cada vez con más fuerza. 
La única defensa del núcleo para evitar el colapso consiste en seguir 
incrementando su presión y temperatura. 
Al llegar la temperatura a unos 10.000.000o K, comienza una reacción 
termonuclear, mediante la cual los protones (núcleos de H) comienzan a 
fusionarse entre sí para formar núcleos de Helio. 
El proceso produce una gran cantidad de energía y la protoestrella ha dejado de 
serlo para convertirse en estrella, brillando con toda su intensidad. 
c) Estrella 
El núcleo de la joven estrella se expande con nuevos bríos, pero la gravedad 
sigue su tarea y se llega a un equilibrio que es momentáneo, porque la lucha 
sigue. A medida que la estrella va produciendo Helio éste se va acumulando, 
 
 
 
 
 
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formando una esfera cada vez más grande en el centro del núcleo, rodeada por 
el Hidrógeno que se fusiona. La duración de este equilibrio depende de la masa 
que forme la estrella. 
Si es del tipo del Sol, puede alcanzar miles de millones de años en ese estado. 
Si es más masiva, el tiempo se acorta. Llega un momento en que la cantidad de 
Hidrógeno a fusionar escasea para contrarrestar a la gravedad. 
La estrella comienza una etapa de complejos procesos que la llevan a 
incrementar su diámetro exterior y a disminuir la intensidad de su brillo. Se 
transforma en una gigante roja. El Sol deberá pasar por esa etapa. En ese 
momento, su diámetro exterior habrá crecido hasta alcanzar la órbita de la Tierra 
que, naturalmente, ya se habrá vaporizado largo tiempo atrás. 
El proceso sigue hasta que la temperatura del centro del núcleo alcanza el nivel 
suficiente como para fusionar el Helio en elementos más pesados, como el 
Oxígeno y el Carbono, por ejemplo. 
Lo que sigue depende de la masividad de la estrella. Puede quedarse en este 
nivel y transformarse en una enana blanca que, lentamente, irá “agotando su 
combustible” y se apagará y se convertirá en una oscura esfera de carbón. Ese 
parece ser el destino de nuestro sol. Si, por el contrario, su masa es mayor y le 
permite continuar “con vida”, la lucha contra la gravedad será cada vez más 
dramática, porque cada paso para ir fusionando elementos cada vez más 
pesados le exigirá temperaturas y presiones progresivamente más altas. 
Por fin, llegado el turno del Hierro, se produce la catástrofe. La exigencia 
energética para tal fusión es superior a la obtenida en el proceso. El fin es 
inevitable. El núcleo colapsa irremediablemente y la onda de choque producida 
en el descomunal cataclismo expulsa al espacio las capas exteriores de la 
estrella. El suceso puede ser una nova o una supernova. En este último caso, la 
energía que genera el colapso es de tal magnitud que la supernova brilla más 
que toda una galaxia completa y en ese paroxismo energético se sintetizan todos 
los elementos más pesados que el hierro. 
El destino del núcleo colapsado es incierto. Puede ser una estrella de materia 
neutrónica o degenerada (un nuevo estado físico)y hasta un agujero negro, 
como se verá más adelante. Del cataclismo quedará como resultado una 
cantidad de elementos que, no habiéndose originado en el Big Bang, fueron 
sintetizados en el vientre de las estrellas y al ser despedidos al espacio en forma 
de polvo y gas, permitirán la formación de otras estrellas y cuerpos tales como 
planetas, asteroides, etc. Y, en última instancia: darán lugar al surgimiento de la 
vida. 
De Estrella a Agujero Negro 
Existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual 
estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un 
 
 
 
 
 
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agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación (fig. 2.11). 
Agujeros negros4, fascinantes habitantes del cosmos. Idea originalmente 
planteada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por 
Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 usando la 
nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados 
posteriormente por Roy Kerr. 
El nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta 
por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton. Extraños objetos, al igual 
que el universo primitivo, los agujeros negros presentan condiciones físicas 
extremas que no podemos reproducir en la Tierra. 
Un agujero negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa 
en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo 
algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un «agujero» en 
el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. 
Es «negro» en el sentido de que la luz no puede escapar de sus «fauces». En 
otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la 
velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que 
la velocidad de la luz -el límite máximo de velocidad teóricamente aceptado para 
los desplazamientos en el universo-. 
Pueden existir al menos tres clases de agujeros negros (por origen). Una clase 
es la de los agujeros negros primordiales, creados temprano en la historia del 
universo. Sus masas pueden ser variadas, y ninguno ha sido observado. 
También existen agujeros negros supermasivos, con masas de varios millones 
de masas solares. 
Estos se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas 
de las galaxias. Finalmente, otra clase es de agujeros negro de masa solar. Uno 
de estos se forma cuando una estrella de masa 2.5 mayor que la del sol se 
convierte en supernova y explota. Su núcleo se concentra en un volumen muy 
pequeño que cada vez se va reduciendo más. 
La ergosfera es la parte exterior al horizonte de eventos, de la que, en teoría, 
aún se puede escapar. El horizonte de eventos es la superficie que marca el 
límite desde el que ya no se puede escapar. La singularidad es un punto 
infinitamente pequeño de densidad y gravedad infinitas que se alcanza con un 
volumen nulo y un radio cero. Estos infinitos y ceros lo que realmente dicen es 
que relatividad general no es adecuada para describirlo, y probablemente se 
necesita una teoría cuántica de la gravedad. 
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias (entre ellas la Vía Láctea) 
hay agujeros negros súper masivos, aunque muchos de ellos están actualmente 
inactivos. Según Stephen Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape 
 
4
 http://www.portalciencia.net/enigmaaguj.html 
 
 
 
 
 
 
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de un agujero negro, éstos terminarán evaporándose por la llamada Radiación 
de Hawking. 
Novas y supernovas 
Son estrellas (fig. 2.12) que explotan liberando en el espacio parte de su 
material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. 
Parece que ha nacido una estrella nueva. Una nova es una estrella que aumenta 
enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero 
puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero 
la explosión destruye o altera a la estrella. 
Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con 
bastante frecuencia en las fotos. Las novas y las supernovas aportan materiales 
al Universo que servirán para formar nuevas estrellas. 
La explosión de una supernova (fig. 2.13) es más destructiva y espectacular que 
la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y 
a pesar de su increíble aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple 
vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más 
conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa 
del Cangrejo. 
Las supernovas (fig. 2.14), al igual que las novas, se ven con más frecuencia en 
otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el 
hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran 
Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un 
intenso estudio astronómico. 
Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, 
como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los 
procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la 
estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II (fig. 2.15). 
Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro 
de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de 
su compañero. De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la 
capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; 
en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. 
Cuásares 
Los Cuásares (fig. 2.16 a 2.19) son objetos lejanos que emiten grandes 
cantidades de energía, con radiaciones similares a las de las estrellas. Los 
cuásares son centenares de miles de millones de veces más brillantes que las 
estrellas. Posiblemente, son agujeros negros que emiten intensa radiación 
cuando capturan estrellas o gas interestelar. 
La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el espectro 
electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos emiten la mayor parte de su 
 
 
 
 
 
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86 - 
radiación en forma de luz visible. Con el estudio de las ondas de radio, los 
radioastrónomos empezaron a localizar fuentes muy potentes de radio que no 
siempre correspondían a objeto visibles. 
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio 
casi estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que 
mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto 
conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo 
cuando los objetos se alejan. 
 
Púlsares 
La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio 
pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios 
de ritmo, y sólo en algunos casos. Los Púlsares son fuentes de ondas de radio 
que vibran con periodos regulares (fig. 2.20 a 2.22). Se detectan mediante 
radiotelescopios. 
Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que 
gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo. Su 
densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de 
bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran 
cantidad de energía. El campo magnético, muy intenso, seconcentra en un 
espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí 
recibimos como ondas de radio. 
 
 Agujeros negros 
Son cuerpos (fig. 2.23 y 2.24) con un campo gravitatorio extraordinariamente 
grande. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por 
eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz 
entre pero no salga. 
Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa 
concentrada en un espacio muy pequeño y cuerpos de densidad baja pero masa 
muy grande, como pasa en los centros de las galaxias. Si la masa de una 
estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni 
tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se 
convierte en agujero negro. Se incorporan las figuras 2.25 y 2.26 que pertenecen 
a conos luminosos. 
 
ж 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Figuras 2.6 y 2.7. Las Estrellas del Universo son masas de gases, principalmente hidrógeno y 
helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas… 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.8.- Alpha Centauro A Figura 2.9.- Evolución de las estrellas 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.10.- La vida de una estrella. Figura 2.11.- Agujero Negro. 
 
 
 
 
 
 
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 Estrellas variables* Estrellas dobles* 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.12.- Novas. Fig. 2.13. Novas, ¿estrellas nuevas? 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Fig. 2.14.- Supernovas Fig. 2.15.- Clasificación de estrellas 
 
 
 
 
Fuentes: 
http://www.portalciencia.net/enigmaaguj.html 
http://www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm 
http://blackholes.radiouniverso.org/recursos/preguntas/pregunta.php?id=1 
http://www.lanasa.net/ 
 
 * No referenciadas en texto pero se incluye a fin de generar inquietud y búsqueda de información. 
 
 
 
 
 
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89 - 
Figuras 2.16, 2.17 y 2.18.- Cuásares 
 
 
Figura 2.19.- Identificación de Cuásares 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figuras 2.20, 2.21 y 2.22.- Púlsares 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.23.- Agujero negro. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Figura 2.24.- Agujero negro. 
 
Figuras 2.25 y 2.26.- Conos luminosos. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Conos luminosos 
Hawking explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a 
curvarse en la superficie de la estrella. Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se 
inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro. 
Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. 
Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede 
ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana. 
 
Fuentes: 
http://www.astroyciencia.com/wp-content/uploads/2011/12/cuasar-he0450-2958.jpg 
http://blackholes.radiouniverso.org/recursos/preguntas/pregunta.php?id=1 
http://www.ciencia101.com/wp-content/uploads/2009/03... 
http://www.astromia.com/universo/fotos/negro1.jpg 
 
 
 
 
 
 
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91 - 
2.5 Las Galaxias 
 
Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar las 
galaxias como manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son 
enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales. 
 
De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto 
desde dentro: La Vía Láctea. Desde siempre hemos conocido su existencia aunque, 
naturalmente, en la antigüedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja 
blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche. 
 
Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo 
interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de 
suponer que también existen en otras galaxias. 
 
Las Galaxias del Universo 
Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo (fig. 2.27 y 
2.28). En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede 
estar formada por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En 
el centro de las galaxias es donde se concentran más estrellas. Cada cuerpo de 
una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general hay, 
además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del 
centro. 
Tamaños y formas de las galaxias 
Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas como su vecina M32. Las 
hay en forma de globo, de lente, plana, elíptica, espiral (como la nuestra) o 
formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando "cúmulos de galaxias". 
La galaxia grande más cercana es Andrómeda. Se puede observar a simple vista 
y parece una mancha luminosa de aspecto brumoso. Los astrónomos árabes ya 
la habían observado. Actualmente se la conoce con la denominación M31. Está 
a unos 2.200.000 años luz de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea 
(fig. 2.35). 
Las galaxias tienen un origen y una evolución. Las primeras galaxias se 
empezaron a formar 1.000 millones de años después del Big-Bang. Las estrellas 
que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol, por ejemplo, 
es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas. 
Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la 
probable presencia de un agujero negro. Los movimientos de las galaxias 
provocan, a veces, choques violentos. Pero, en general, las galaxias se alejan 
las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la superficie de un globo que 
se infla. 
Clases de Galaxias 
Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo 
se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas 
muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de 
formas. En 1930 Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e 
 
 
 
 
 
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92 - 
irregulares, siendo las dos primeras las más frecuentes. 
� Galaxias elípticas: Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un 
núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población 
de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva 
formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde 
gigantes a enanas. Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las 
subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, 
fusiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va 
disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus 
bordes. 
� Galaxias espirales: Las galaxias espirales (fig. 2.36) son discos achatados 
que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población 
de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar 
de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas 
rodea el disco, y suele existir unaprotuberancia nuclear más pequeña que emite 
dos chorros de materia energética en direcciones opuestas. Las galaxias 
espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo 
que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb, 
SBc). Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas 
lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los 
grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) 
que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida 
y brillante. 
� Galaxias irregulares: Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, 
aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas 
galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en 
irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas 
jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes 
y cuyo contenido es difícil de identificar. Las galaxias irregulares se sitúan 
generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes 
cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico. 
 
La Vía Láctea… Un camino en el cielo 
En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado 
a lado, con muchas estrellas. Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. 
Entre todos formamos la Vía Láctea. Los romanos la llamaron "Camino de 
Leche", que es lo que significa vía láctea en latín (fig. 2.37). 
La Vía Láctea es nuestra galaxia 
El Sistema Solar está en uno de los brazos de la espiral, a unos 30.000 años luz 
del centro y unos 20.000 del extremo. La Vía Láctea es una galaxia grande, 
 
 
 
 
 
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espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas, el Sol (fig. 
2.38 y 2.39). En total mide unos 100.000 años luz de diámetro y tiene una masa 
de más de dos billones de veces la del Sol. 
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del 
centro de la galaxia. Se mueve a unos 270 km/s. No podemos ver el brillante 
centro porque se interponen materiales opacos, polvo cósmico y gases fríos, que 
no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso agujero negro. 
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de 
forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están 
más agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de 
hidrógeno, algunas estrellas y cúmulos estelares. 
La Vía Láctea forma parte del Grupo Local 
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) (fig. 2.40) y del Triángulo (M33), las 
Nubes de Magallanes (satélites de la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 
(satélites de Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y otros sistemas 
menores, forman un grupo vinculado por la gravedad. 
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de unos 4 millones de años 
luz de diámetro. Todo el grupo orbita alrededor del gran cúmulo de galaxias de 
Virgo, a unos 50 millones de años luz. 
 
Cúmulos de estrellas 
Las estrellas no aparecen de forma aislada, sino formando grupos que llamamos 
"cúmulos" (fig. 2.41). Un cúmulo de estrellas, es un grupo de estrellas 
relacionadas que se mantienen juntas por efecto de la gravitación. 
Los cúmulos de estrellas se clasifican en dos grupos: cúmulos abiertos, que no 
poseen forma definida, y cúmulos globulares, que son esféricos o casi esféricos. 
Los abiertos están formados por unas cientos estrellas jóvenes, mientras que los 
cúmulos globulares contienen más de mil veces esa cantidad, y generalmente 
son estrellas muy viejas. 
Los cúmulos globulares forman un halo alrededor de nuestra galaxia, la Vía 
Láctea, mientras que los abiertos se sitúan en los brazos de la espiral. 
Los cúmulos abiertos son mucho más numerosos que los globulares: se conocen 
unos 1.000 en nuestra galaxia mientras que sólo hay 140 globulares. 
 
Cúmulos abiertos 
Los dos cúmulos abiertos (fig. 2.42) más conocidos son las Pléyades y las 
Hiadas, ambos observables a simple vista, en la constelación Tauro. El cúmulo 
de las Hiadas se encuentra a unos 150 años luz de la Tierra y posee un diámetro 
 
 
 
 
 
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de unos 15 años luz. El cúmulo de las Pléyades tiene un diámetro similar, pero 
está a unos 400 años luz, por lo que se ve más pequeño. 
Los cúmulos abiertos se forman a partir de nubes de gas y polvo en los brazos 
de una galaxia espiral. Las regiones más densas se contraen bajo su propia 
gravedad, dando lugar a estrellas individuales. 
La nebulosa de Orión es un ejemplo de una región en la que todavía se están 
formando estrellas. En el centro de la nebulosa se encuentra un grupo de 
estrellas viejas, el "Trapecio de Orión". La nebulosa contiene suficiente gas como 
para formar otros cientos de estrellas del mismo tipo. 
Se conoce como "asociación estelar" a una agrupación de estrellas parecida a 
un cúmulo, pero distribuidas sobre un área mayor. 
A menudo se encuentran cúmulos abiertos en el interior de una asociación, en 
zonas donde la densidad del gas a partir del cual se formó la asociación es 
mayor. 
Los miembros de un cúmulo nacen juntos y continúan moviéndose juntos por el 
espacio. Esto sirve para hallar sus distancias. Midiendo el movimiento de las 
estrellas a lo largo de la línea de visión y a través de la línea de visión, se 
pueden calcular las distancias que las separan del Sistema Solar. Esta técnica 
se conoce como el método del cúmulo móvil. 
Las nebulosas 
Son estructuras de gas y polvo interestelar (fig. 2.43). Según sean más o menos 
densas, son visibles, o no, desde la Tierra. Se pueden encontrar en cualquier 
lugar del espacio interestelar. 
Antes de la invención del telescopio, el término nebulosa se aplicaba a todos los 
objetos celestes de apariencia difusa. Como consecuencia de esto, a muchos 
objetos que ahora sabemos que son cúmulos de estrellas o galaxias se les 
llamaba nebulosas. 
Se han detectado nebulosas en casi todas las galaxias, incluida la nuestra, la Vía 
Láctea. Dependiendo de la edad de las estrellas asociadas, se pueden clasificar 
en dos grandes grupos: 
 
 - Asociadas a estrellas evolucionadas, como las nebulosas planetarias y 
 los remanentes de supernovas. 
- Asociadas a estrellas muy jóvenes, algunas incluso todavía en proceso de 
formación, como los objetos Herbig-Haro y las nubes moleculares. 
 
 
 
 
 
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95 - 
 
Figuras 2.27 y 2.28.- Galaxias del Universo. 
 
 
 
 
Figura 2.29.- Figura 2.30.- Galaxia espiral. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.31.- Vía láctea. 
 
 
Galaxias vecinas Distancia (Años luz) 
Nubes de Magallanes 200.000 
El Dragón 300.000 
Osa Menor 300.000 
El Escultor 300.000 
El Fogón 400.000 
Leo 700.000 
NGC 6822 1.700.000 
NGC 221 (M32) 2.100.000 
Andrómeda (M31) 2.200.000 
El Triángulo (M33) 2.700.000 
 
 
 
 
 
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96 - 
 
 
 
Figuras 2.32 y 2.33.- Vía láctea y Sistema Solar. 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 2.34.- Andrómeda. 
 
 
Fig. 2.35.- Cúmulos de estrellas Fig. 2.36.- Cúmulos abiertos Fig. 2.37.- Nebulosa 
 
Fuentes: 
http://www.fondosok.com/wallpaper-original/wallpapers/galaxia-de-andromeda-142.jpg 
http://www.astromia.com/universo/nebulosas.htm 
 
 
 
 
 
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97 - 
 
Lectura complementaria 
 
 
¡BANG! La catastrófica muerte de las estrellas 
 
Ron Cowen 
 
National Geographic. Edición España 
Volumen 20, nº 003, marzo 2007, páginas 72-89 
 
Stan Woosley, astrónomo en la Universidad de California en 
Santa Cruz, se ocupa de las explosiones más potentes desde 
el nacimiento del universo. Son las supernovas, la muerte 
violenta de las estrellas. El universo centellea con estos 
cataclismos. Suceden casi cada segundo, por lo general en 
alguna galaxia muy remota, y se encienden con el brillo de 
cientos de miles de millones de estrellas formando un enorme 
bola de fuego que se expande y se enfría durante meses. Por 
fortuna, casi nunca estallan cerca de nosotros. La última 
supernova de nuestra galaxia hizo explosión en 1604. Su 
brillo en el cielo nocturno llegó a rivalizar con el de Júpiter e 
impresionó profundamente a Johannes Kepler, el gran 
astrónomo. Una supernova cercana (situada a pocos años luz) envolvería la Tierra en 
una ola de radiaciones mortíferas. 
 
De todos modos, el legado de las supernovas está tan cerca de nosotros como nuestro 
propio cuerpo. El carbono de nuestras células, el oxígeno del aire, el silicio de las rocas y 
de los chips del ordenador, el hierro de nuestra sangre y de las máquinas, y 
prácticamente todos los átomos más pesados que el hidrógeno y el helio fueron forjados 
en el interior de antiguas estrellas y dispersados por el universo cuando estas estallaron 
hace miles de millones de años. Deseosos de entender nuestro origen, los astrónomos 
tratan de comprender por qué estrellas que brillan apaciblemente millones de años de 
repente estallan. 
 
Recientemente han hecho dos grandes avances. El primero es una observación de rayos 
gamma procedentes de puntos distantes del cielo [...]. Muchos estallidos de rayos 
gamma son el primer aviso de una supernova, emitidos minutos antes de la explosión. 
 
[...] A primera hora del 18/2/2006, el satélite Swift registró un 
torrente de rayos gamma procedente de algún punto de la 
constelación de Aries. En tres minutos, el satélite había 
determinado la posición del estallido. [...] Tras un torrente 
inusualmente prolongado de rayos gamma y rayos X de más 
de media hora de duración [...] el estallido dio paso a 
emisiones de luz visible e infrarroja. Al cabo de tres días, este 
último resplandor se estaba apagando, y entonces entró en 
escena la supernova. 
 
La estrella había hecho explosión uno o dos minutos después del fogonazo de rayos 
gamma pero la mayor parte de su energía se manifestaba en forma de rayos ultravioletas 
y rayos X, ambos invisibles. La intensificación de la luz visible había sido más lenta y 
sólo en ese momento empezó a brillar con más fuerza que el resplandor. Por primera 
vez, los astrónomos habían visto desde el principio toda la evolución del proceso, desde 
el fogonazo de rayos gamma hasta la supernova. 
 
Supernova en el momento 
de explotar. 
Enana blanca 
 
 
 
 
 
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98 - 
La estrella había iniciado su carrera hacia la destrucción [...] 
cuando empezó a perder la lucha contra la gravedad. La 
gravedad es la fuerza que enciende a las nuevas estrellas, 
porque comprime hasta tal punto los átomos de hidrógeno 
en el corazón del astro que acaban fusionándose y 
produciendo helio. La fusión genera luz y calor [...]. Pero 
cuando el núcleo consume todo su hidrógeno, la gravedad 
lo comprime. Al encogerse, alcanza cientos de millones de 
grados de temperatura, que hace que los átomos de helio 
se fusionen y formen carbono. [...] 
 
Para una estrella solitaria no más pesada que el Sol, poco 
más hay que contar. La estrella quema todo su helio y se 
encoge hasta convertirse en una enana blanca más o 
menos del tamaño de nuestra Tierra, que envejece y se 
enfría indefinidamente, a menos que pueda sustraer las 
capas externas de hidrógeno de otra estrella cercana. Si [...] la enana blanca atrae 
suficiente material, el combustible absorbido desencadenará una explosión termonuclear. 
[...] Una gigantesca bomba nuclear. 
 
La supernova anterior no era una explosión termonuclear, 
sino el colapso catastrófico de una estrella. Es el único tipo 
de supernova que puede producir un estallido de rayos 
gamma, el fin inevitable de toda estrella con una masa 
ocho veces superior a la del Sol. 
 
Esos pesos pesados siempre pierden la batalla contra la 
gravedad. Con el peso de las capas exteriores presionando el núcleo, las reacciones de 
fusión no se detienen en el carbono. La estrella 
sigue fusionando los núcleos atómicos más ligeros 
en elementos cada vez más pesados [...]. 
Generalmente es resultado una estrella de 
neutrones, un residuo estelar tan denso que una 
cucharilla de su materia pesaría más de mil 
millones de toneladas. En las estrellas más 
masivas, el colapso sólo deja tras de sí un pozo 
voraz llamado agujero negro. 
 
Woosley y sus colaboradores [...] simulan las 
explosiones por ordenador. Empiezan con una 
estrella enorme, casi 40 veces más masiva que el 
Sol, que gira tan deprisa que casi está a punto de 
desintegrarse. Hacia al final de su vida, incapaz de resistir el empuje de su propia 
gravedad, el núcleo se colapsa y forma un agujero negro. Pero como la estrella tiene una 
enorme fuerza de rotación, parte del material entrante se resiste al tirón del agujero 
negro recién nacido. Entonces se forma un disco de materia en rotación en torno al 
agujero, un gigantesco torbellino de la estrella condenada.[...] El disco gira miles de 
veces por segundo alrededor del agujero negro, y la fricción lo calienta hasta 40.000 
millones de grados, mientras sigue entrando nuevo material. Tras la formación del 
agujero negro, chorros de gas supe caliente salen despedidos hacia fuera. [...]. 5 
 
ж 
 
5 Este artículo fue enviado por la Dra. M. C. García, UN Mar del Plata, a quien se le agradece la colaboración. 
Nebulosa originada después 
de la explosión de una 
supernova. 
 
Agujero negro 
 
Alrededor de los agujeros negros giran 
a gran velocidad anillos de materia 
expulsada del mismo agujero. 
 
 
 
 
 
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99 - 
2.6 Evolución del Universo 
 
Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el Universo 
surgió a partir de una gran explosión (Big Bang), entre 13.500 y 15.500 millones 
de años antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho fueron 
descubiertos por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la década de 
1920, cuando expuso que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de 
galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por 
Albert Einstein también predice esta expansión. 
Si hacemos una "foto del Universo" en un momento dado, no vemos su estado 
actual, sino su historia. La luz viaja a 300.000 km/segundo. Incluso cuando 
miramos la Luna (el objeto celeste más cercano), la vemos como era hace algo 
más de un segundo. 
¿El comienzo? 
Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad 
general de Albert Einstein ya lo había previsto. Se ha comprobado que las 
galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. 
Si pasamos la película al revés, ¿dónde llegaremos? Los científicos intentan 
explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la 
del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan. 
 
Momento Suceso 
Big Bang Densidad infinita, volumen cero. 
10 e-43 segundos Fuerzas no diferenciadas 
10 e-34 segundos Sopa de partículas elementales 
10 e-10 segundos Se forman protones y neutrones 
1 segundo 10.000.000.000º. Universo tamaño Sol 
3 minutos 1.000.000.000 º. Núcleos de átomos 
30 minutos 300.000.000 º. Plasma 
300.000 años Átomos. Universo transparente 
1.000.000 años Gérmenes de galaxias 
100 millones de años Primeras galaxias 
1.000 millones de años Estrellas. El resto, se enfría 
5.000 millones de años Formación de la Vía Láctea 
10.000 millones de años Sistema Solar y Tierra 
 
 
 
 
 
 
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100 - 
Teoría del Big Bang 
La teoría del Big Bang6 o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 
15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en 
una zona extraordinariamente pequeña del espacio y explotó. La materia salió 
impulsada con gran energía en todas direcciones. 
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se 
concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras 
estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en 
constante movimiento y evolución. 
Esta teoría sobre el origen del Universo se basa en observaciones rigurosas y es 
matemáticamente correcta desde un instante después de la explosión, pero no 
tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo, llamado 
"singularidad". 
 
El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la 
materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad 
infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las 
direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo. 
Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a 
alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va 
ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta 
cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia 
lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por 
partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo 
etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día. 
En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de 
Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión 
gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros 
minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y 
la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. 
Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del 
Big Bang, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin 
embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios 
del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en 
los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el 
hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del 
Universo y la base física de la ley de Hubble. 
Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta 
llegar a una temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de 
microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la 
mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría del Big Bang. 
Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es 
abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer). 
Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el 
Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se 
puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por 
el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un 
cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias 
 
6 Ver videos en www.youtube.com/watch?v=R45jTWNucLU; www.youtube.com/watch?v=2mC2DM8xQPA; 
www.youtube.com/watch?v=pIn6Evqty_s 
 
 
 
 
 
 
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que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una 
densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está 
cerrado. 
La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia 
oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el 
fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco 
convincente. 
Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor 
comprensión de los procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, 
formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de 
Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías 
también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad de 
universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. 
Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la 
materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel 
de Física, mantienen la idea de que no sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, 
tienen la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo. 
 
Teoría Inflacionaria 
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar el origen y los primeros 
instantes del Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios 
fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supone que una fuerza 
única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al 
Universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue 
tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el 
Universo todavía crece. 
No se puede imaginar el Big Bang cómo la explosión de un punto de materia en 
el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía, el 
espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo 
también se expanden con el Universo. 
Materiales y radiación 
En el Universo hay materiales dispersos, dentro y fuera de las galaxias. 
Hablamos de la materia interestelar, la luz, la radiación de fondo y la materia 
oscura. 
Materia interestelar 
Están formados los gases y partículas de polvo que hay entre las estrellas y las 
galaxias. La mayor parte no es visible, pero se puede detectar a través de sus 
efectos gravitatorios y de sus emisiones electromagnéticas. Está formada, sobre 
todo, por hidrógeno, pero también hay pequeñas cantidades de helio, nitrógeno, 
oxígeno, carbono y moléculas simples de agua, alcoholes y amoníaco. 
Astro-bio-química: Un átomo de hidrógeno y uno de oxígeno pueden combinarse 
para formar un grupo OH (hidroxílico), muy activo, capaz de unirse con casi 
cualquier material. Si se encuentra con un átomo de hidrógeno, forma una 
molécula de agua. A partir de la década de 1970 se han localizado moléculas 
 
 
 
 
 
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cada vez más complejas, formadas por decenas de átomos. Algunas podrían, en 
condiciones favorables, formar materia orgánica, que es la base de los 
organismos vivos. 
La luz, ¿ondas o partículas? 
Las ondas de luz, como las de los rayos X, no se pueden emitir de una en una, 
sino sólo en paquetes llamados "cuantos". La ciencia que lo estudia es la 
mecánica cuántica. Estos tipos de radiación de alta frecuencia, según cómo se 
observan, se comportan como partículas y, al mismo tiempo, como ondas. Las 
partículas de la luz son los fotones. No tienen masa y viajan a cerca de 300.000 
km/s. 
La radiación cósmica de fondo 
En 1965 se encontró la prueba "tangible" del Big Bang. Comprobando un 
detector de microondas muy sensible, dos científicos descubrieron una radiación 
extraña que provenía por igual de todos los puntos del espacio. 
Otros teóricos ya habían predicho que se habría de observar, procediendo de 
todo el universo, un "resplandor" testimonio del Big Bang, y que esta luz, debido 
a la expansión del Universo, se presentaría en forma de microondas. 
Materia oscura 
Se cree que la materia oscura es un material que no emite ninguna radiación 
electromagnética. Su existencia se basa en consideraciones teóricas y es, por 
ahora, uno de los principales problemas que tiene planteados la astrofísica. 
Estudiando las fuerzas en el Universo, se calcula que la materia total es mucha 
más que la detectada por nuestros instrumentos. Como no sabemos nada de 
ella, la llamamos materia oscura. 
 
Fuerzas y movimientos 
La gravedad es la fuerza de atracción entre objetos. En el Universo toda la 
materia se mueve a causa de ésta y otras fuerzas. La gravedad depende de la 
masa de los objetos y de la distancia que los separa. Cuanta más masa tienen y 
más cerca están, mayor es la fuerza. 
Cuando se separan el doble, la fuerza se reduce a un cuarto. La gravedad actúa 
como si toda la masa de un cuerpo se concentrase en un único punto, el centro 
de gravedad. La zona esférica alrededor de un cuerpo donde actúa su gravedad 
es el campo gravitacional. 
La ley de la gravitación universal fue formulada por el físico británico Isaac 
Newton en el año 1684. Si dejáramos dos cuerpos con masa y en reposo, sin 
que actuase ninguna otra fuerza salvo su atracción, inevitablemente, chocarían. 
Pero en el Universo hay muchas "gravedades", actúan otras fuerzas y los 
cuerpos están en movimiento. 
 
 
 
 
 
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Colapso 
Un colapso gravitacional es cuando un cuerpo se hace más pequeño como 
resultado de su propia gravedad, por ejemplo, una nube de gas para formar una 
estrella, o una estrella para formar un agujero negro. Se rompen los átomos y el 
edificio se desmorona. 
Los átomos son cajas vacías donde una fuerza mantiene la estructura. Pero, si la 
gravedad supera esta fuerza, la estructura central no aguanta y la materia inicia 
una reacción en cadena. La densidad aumenta (el cuerpo se hace pequeño sin 
perder masa), el campo gravitatorio se intensifica y se produce el colapso. 
Fuerzas fundamentales del Universo 
Hay cuatro fuerzas fundamentales, que determinan todas las formas de 
interacción de la materia: 
 - interacciones nucleares fuertes, 
 - interacciones nucleares débiles, 
 - electromagnetismo y 
 - gravitación. 
 
La gravedad es la más débil de las cuatro y la única que sólo actúa en un 
sentido. Los científicos especulan sobre si existe la complementaria. 
 
Movimientos 
Las estrellas, las galaxias y todo el Universo se mueven. Otra cosa es detectar el 
movimiento de algunos cuerpos, sobre todo, de los más lejanos. Se ha medido el 
movimiento de muchos objetos del Universo. Así sabemos que, para 
desplazarse una distancia aparente igual al diámetro de la luna, la estrella más 
cercana Alpha Centauro, necesita 506 años. Arturo necesita 815; Sirio, 1.410; 
Altair, 2.830; Capella, 4270 y Fomalhaut, más de 5.000. 
 
Se llama órbita la trayectoria de un objeto que gira alrededor de otro. El periodo 
orbital es el tiempo que el objeto tarda en completar una órbita. Parece que 
todos los objetos, en el espacio, orbitan alrededor de otros con más masa. 
 
La expansión del Universo 
El descubrimiento de la expansión del Universo empieza en 1912, con los 
trabajos del astrónomo norteamericano Vesto M. Slipher. Mientras estudiaba los 
espectros de las galaxias observó que, excepto en las más próximas, las líneas 
del espectro se desplazan hacia el rojo. 
Esto significa que la mayoría de las galaxias se alejan de la Vía Láctea ya que, 
corrigiendo este efecto en los espectros de las galaxias, se demuestra que las 
 
 
 
 
 
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estrellas que las integran están compuestas de elementos químicos conocidos. 
Este desplazamiento al rojo se debe al efecto Doppler. 
Si medimos el corrimiento del espectro de una estrella, podemos saber si se 
acerca o se aleja de nosotros. En la mayoría este desplazamiento es hacia el 
rojo, lo que indica que el foco de la radiación se aleja. Esto es interpretado como 
una confirmación de la expansión del Universo. 
En principio parece que las galaxias se alejan de la Vía Láctea en todas 
direcciones, dando la sensación de que nuestra galaxia es el centro del 
Universo. Este efecto es consecuencia de la forma en que se expande el 
Universo. Es como si la Vía Láctea y el resto de galaxias fuesen puntos situados 
sobre la superficie de un globo. Al inflar el globo todos los puntos se alejan de 
nosotros. Si cambiásemos nuestra posición a cualquiera de los otros puntos y 
realizásemos la misma operación, observaríamos exactamente lo mismo. 
La Ley de Hubble 
El astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el 
desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la 
expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo, llamado 
desplazamiento hacia el rojo cosmológico, es provocado por el efecto Doppler y, 
como consecuencia, indica la velocidad de retroceso de las galaxias. 
Hubble también observó que la velocidad de recesión de las galaxias era mayor 
cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su ley 
de la velocidad de recesión de las galaxias, conocida como la "ley de Hubble", la 
cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. 
La constante de Hubble o de proporcionalidad es el cociente entre la distancia de 
una galaxia a la Tierra y la velocidad con que se aleja de ella. Se calcula que esa 
constante está entre los 50 y 100 km/s por megaparsec. 
 
Fuentes: 
 
A las ya citadas, se agregan 
 
http://www.xtec.es/~rmolins1/textos/es/univers01.htm 
http://www.google.com.ar/images?hl=es&source=hp&q=big+bang&gbv=2 
http://www.youtube.com/spacelab?feature=etp-gs-space 
http://www.seti.org/?gclid=CKOd076i4q0CFRFV7AodQ1V-ig 
http://hubblesite.org/ 
http://hubblesite.org/gallery/album/entire 
http://hubblesite.org/gallery/wallpaper/ 
http://hubble.nasa.gov/ 
http://hubble.nasa.gov/missions/intro.php 
http://www.astromia.com/astronomia/telescopiohubble.htm 
 
ж 
 
 
 
 
 
 
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2.7 El Sistema Solar 
 
El Sistema Solar7 (fig. 2.38 y 2.39) es el conjunto de planetas, satélites, 
asteroides y otros cuerpos celestes que giran alrededor del Sol, describiendo 
órbitas elípticas. Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos 
creen que puede situarse hace unos 4.600 millones de años, cuando una 
inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y 
comenzó a girar a granvelocidad, probablemente, debido a la explosión de una 
supernova cercana. 
La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada 
que los átomos comenzaron a fusionarse liberando energía y formando una 
estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, 
aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta. También 
había muchas colisiones. Millones de objetos se acercaban y se unían o 
chocaban con violencia y se partían en trozos. 
Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, 
adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su 
propia evolución. Los planetas8 (fig. 2.38 y 2.39), son cuerpos opacos que no 
generan energía (luz y calor) sino que reflejan la energía liberada por el Sol (fig. 
2.40). 
El Sol es la estrella más cercana a nosotros. Emite luz y energía en virtud de los procesos 
nucleares de su interior. El Sol ocupa una posición central en el Sistema Solar y contiene el 99, 9 
por 100 de su masa. Con su potente gravedad, fuerza el movimiento de los ocho planetas y miles 
de otros cuerpos menores a su alrededor. El Sol es uno de los cientos de miles de millones de 
estrellas que forman la Vía Láctea. Se encuentra a unos treinta años luz del centro de la Galaxia, 
girando a una velocidad de 250 km/seg , por lo que le cuesta unos doscientos veinticinco millones 
de años dar una vuelta completa. Es una estrella mediana que ha llegado casi a la mitad de su 
existencia. El Sol tiene un diámetro que equivale a 109 veces el de la Tierra, una masa 330. 000 
veces mayor y una densidad cuatro veces menor. Como todos los cuerpos celestes, tiene un 
movimiento de rotación alrededor de su propio eje, pero en el Sol este movimiento es distinto 
según las latitudes, debido a la no homogeneidad de la composición de la materia solar. 
 
Los planetas más cercanos son Mercurio (fig. 2.41): 
Mercurio es el planeta más cercano al Sol, y el segundo más pequeño del sistema solar. Su 
diámetro es un 40% más pequeño que la Tierra y un 40% más grande que la Luna. Es incluso más 
pequeño que la luna de Júpiter, Ganimedes o la luna de Saturno, Titán. Hasta el Mariner 10, poco 
se sabía sobre Mercurio debido a las dificultades de observación que tienen los telescopios de la 
Tierra. En su máxima elongación está a sólo 28 grados del Sol tal como se puede ver desde la 
 
7 El Sistema Solar está formado por el Sol, los planetas y sus satélites que les acompañan, asteroides, 
cometas, meteoroides, polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos 
de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a unos 150 
millones de kilómetros. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar - llamada heliopausa - se 
supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más alejados del Sol; sus órbitas son 
muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más. 
El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, que están condensados del 
mismo material que formó el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema. Júpiter contiene más de 
dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, 
meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%. 
 
8 Se sugiere visitar el sitio web del Planetario Ciudad de Buenos Aires por las actividades y visitas que 
ofrecen: http://www.planetario.gov.ar/ 
 
 
 
 
 
 
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Tierra. Debido a esto, sólo puede ser observado durante el ocaso o en horas diurnas, atravesando 
una masa considerable de la atmósfera terrestre. Su extrema proximidad al Sol y el hecho de que, 
en la práctica, no posee una atmósfera, le hacen experimentar las más elevadas variaciones 
térmicas existentes en un planeta. En estas condiciones los científicos excluyen que el planeta 
pueda albergar cualquier forma de vida. 
 
Venus (fig. 2.42). 
Venus es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la 
Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el 
lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. Debido a las distancias de las órbitas 
de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del 
amanecer o tres horas después del ocaso. Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una 
atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos 
que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en 
concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. La temperatura 
de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 
veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono. La 
base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo 
ácido sulfúrico concentrado. El planeta Venus no tiene un campo magnético perceptible. 
 
La Tierra (fig. 2.43) ocupa el tercer lugar en orden de distancia al Sol, lo que le 
permite recibir la cantidad de energía necesaria para el desarrollo de la vida. 
La Tierra es minúscula comparada con el Universo. Formamos parte del Sistema Solar, perdido en 
un brazo de una galaxia que tiene 100.000 millones de estrellas, pero sólo es una entre los 
centenares de miles de millones de galaxias que forman el Universo. La Tierra, nuestro planeta, es 
el tercero desde el Sol y el quinto en cuanto al tamaño de los nueve planetas principales. La 
distancia media de la Tierra al Sol es de 149. 503. 000 km. Es el único planeta conocido que tiene 
vida (que se conozca hasta hoy) aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y 
contienen agua. La Tierra gira alrededor del Sol en una órbita poco excéntrica. El plano de esta 
órbita es tomado como referencia para medir las inclinaciones de los planos orbitales de los otros 
planetas los que, a excepción del Plutón, se separan en pocos grados o fracciones con respecto a 
este. La Tierra emplea 365, 256 días para realizar una vuelta completa alrededor del Sol, 
desplazándose a la velocidad de 29, 79 km/seg. a lo largo de su órbita. Nuestro planeta también 
tiene un movimiento de revolución alrededor de su propio eje que se realiza en 24h (día solar).La 
Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de geoide. Cálculos basados en las 
perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que la Tierra es una esfera 
imperfecta porque el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está 
hundido unos 31 m. 
 
Los satélites son cuerpos celestes que giran alrededor de un planeta. La Tierra, 
tiene uno solo que es la Luna (fig. 2.44), gira a su alrededor y la acompaña en su 
camino alrededor del Sol. 
 
A mediados del siglo XVII, Galileo y otros astrónomos realizaron observaciones de la Luna través 
del telescopio y descubrieron muchos cráteres. Desde entonces, y dada su proximidad, ha sido el 
objeto espacial más estudiado. El conocimiento actual de la Luna es mayor que el del resto de los 
objetos del Sistema Solar exceptuando la Tierra. La Luna está a 384,403 km de la Tierra. Su 
diámetro es 3,476 km. Tanto la rotación de la Luna como su órbita alrededor de la Tierra duran 27 
días, 7 horas y 43 minutos. Esta rotación síncrona está causada por la distribución asimétrica de la 
masa de la luna, lo que ha permitido a la gravedad terrestre mantener un hemisferio lunar 
permanentemente girado hacia la Tierra. La Luna ha sido fuertemente bombardeada por los 
meteoritos, lo que origina que muchas de las